1. Спектральная классификация:

Звёздные спектры позволяют изучать физические характеристики звёзд и судить о процессах, происходящих в их недрах.

Звёзды имеют непрерывные спектры, на которые накладываются тёмные и яркие спектральные линии. Различия спектров звёзд заключается в количестве и интенсивности наблюдаемых спектральных линий, а также в распределении энергии в непрерывном спектре.

Часть лучей, проходящих через атмосферу звезды поглощается, причём это поглощение может быть непрерывным, когда ослабляется некоторый более или менее протяжённый участок спектра, и избирательным, когда поглощаются узкие участки спектра.

Спектры большинства звёзд удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов постепенно ослабевают, а других - усиливаются. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Тонкие различия между ними позволяют выделить подклассы.

Звёзды, принадлежащие различным спектральным классам, отличаются своими температурами.

Эта классификация была впервые применена на Гарвардской обсерватории в начале ХХ века. Позднее Гарвардская классификация дополнялась, видоизменялась и сегодня - это сложная схема с множеством индексов и подразделов. В результате работы гарвардских астрономов появился “Каталог Генри Дрэпера”, содержащий спектральные характеристики 225 320 звёзд северного и южного полушария неба и включающий практически все звёзды до 9 зв. величины.

В Гарвардской классификации спектральные типы обозначены буквами латинского алфавита

С R - N

WN 

Q, P, W, O - B - A - F - G - K - M.

WC |

S

Водород

Гелий

Углерод

Гелий

Железо

Кальций

Железо

Кислород

Натрий

Магний

Кислород

Окись титана

метила дин

Класс О. Большая интенсивность ультрафиолетовой области свидетельствует о высокой температуре. Свет этих звёзд кажется голубоватым. Наиболее интенсивны линии ионизованного гелия и многократно ионизованных углерода, кремния, азота, кислорода. Есть слабые линии нейтрального гелия и водорода.

Температура фотосферы - 30 000 К.

Класс В. Наибольшую интенсивность имеют линии нейтрального гелия. Хорошо видны линии водорода. Цвет голубовато - белый. Температура - 20 000 К. Типичная звезда - Спика.

Класс А. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии ионизованного кальция. Цвет белый. Температура - 10 000 К. Типичные звёзды - Вега, Сириус.

Класс F. Линии водорода ослабевают. Усиливаются линии ионизованных металлов (кальция, железа, титана). Цвет желтоватый. Температура - 7 000 К. Типичная звезда - Процион.

Класс G. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет жёлтый. Температура - 6 000 К. Типичная звезда - Солнце.

Класс K. Фиолетовый конец ослаблен, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры. Цвет красноватый. Температура - 4 000 К. Типичные звёзды - Арктур, Альдебаран.

Класс М. Линии металлов ослабевают. Спектр пересечён полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений. Цвет красный. Температура - 3 000 К. Типичная звезда - Бетельгейзе (альфа Ориона).

Кроме основных классов есть ответвления от классов G и К, представляющие собой звёзды с аномальным химическим составом, отличающимся от химического состава большинства других звёзд.

Класс С. Содержит углеродные звёзды. В спектрах выделены линии поглощения атомов и полос поглощения молекул углерода.

Класс S. Циркониевые звёзды. Вместо полос окиси титана присутствуют полосы окиси циркония.

В классах R и N заметны различные молекулярные соединения.

Буквой Q обозначаются спектральные классы новых звёзд.

Буквой Р обозначаются спектральные классы спектров планетарных туманностей.

Буквой W обозначаются спектры звёзд типа Вольфа - Райе - очень горячие звёзды, в спектрах которых много эмиссионных линий.

В спектрах звёзд WN видны спектральные линии азота.

В спектрах звёзд WС видны спектральные линии углерода. Температуры фотосфер этих звёзд очень высоки: от 60 000 до 100 000 К.

Внутри каждого спектрального класса можно установить плавную последовательность подклассов, переходящих из одного в другой. Каждый класс (кроме О) делится на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после буквы.

Спектральный класс О делится на подклассы от О4 до О9,5.

После таких обозначений ставятся разные значки, если спектр обладает особенностями. Если присутствуют эмиссионные линии, ставится буква е. Звёзды - сверхгиганты часто отличаются глубокими узкими линиями. Это отмечается буквой с (сF0). Давление газа в той области звёздной оболочки, где образуются спектральные линии, влияет на их ширину. При малой плотности и малом давлении спектральные линии тонкие и резко очерченные. Эта особенность указывает на высокую светимость.

Интенсивность избранных линий поглощения позволяет судить о светимости звезды, является она гигантом или карликом. В первом случае перед спектральным классом ставится индекс g (гигант), во втором - d (карлик).

Другие особенности, нетипичные для данного класса обозначаются буквой p (pecular) - пекулярные спектры (А5p).

Осевое вращение звёзд приводит к расширению и размыванию спектральных линий. Поэтому введены индексы n - диффузные линии, и s - резкие линии, они пишутся рядом с обычным символом спектрального класса.

Сравнивая спектрограмму звезды со стандартными звёздными спектрами, можно установить подкласс звезды и приближённо оценить её температуру.

Различия в деталях спектров одного и того же подкласса позволяют оценить светимость звёзд. Светимостью называется поток энергии, излучаемый звездой по всем направлениям.

lg(L_з/L_с) = 0,4 (Мс - Мз),

где Мс и Мз - абсолютные звёздные величины Солнца и любой звезды соответственно, а Lс и Lз - их светимости. Обычно светимость Солнца принимается равной 1 и светимости звёзд выражаются в единицах светимости Солнца. Тогда:

lgL_з = 0,4 (Мс - Мз).

Абсолютную звёздную величину звезды можно найти по формуле.

М = m + 5 - lg r.

А если она известна, можно найти расстояние до звезды.

Разность между фотографической и визуальной звёздными . величинами называется показателем цвета С.

С = m_фот - m_виз = M_фот - M_виз.

Температура может быть найдена по формуле:

Помимо Гарвардской классификации была разработана ещё спектральная классификация звёзд по светимостям. Она называется Йеркская классификация или “классификация МКК” по имени разработчиков - Моргана, Кинана и Колльмана.

В этой классификации оставлены спектральные классы Гарвардской классификации, но введено понятие о классе светимости, который определяется по виду и относительной интенсивности некоторых избранных для этой цели спектральных линий. Класс светимости - это характеристика абсолютной звёздной величины.

Ia - яркие сверхгиганты (светимость около 10 000)

Iab - промежуточные сверхгиганты.

Ib - слабые сверхгиганты (светимость 5 000)

II - яркие гиганты.

III - слабые (нормальные) гиганты.

IV - субгиганты.

V - карлики (большинство звёзд главной последовательности).

VI- субкарлики.

VIIa и VIIb - белые карлики.